Proton-protonkedjan

Proton-protonkedjan är en av flera fusionsreaktioner genom vilka stjärnor omvandlar väte till helium, det främsta alternativet är CNO-cykeln. Proton-protonkedjan dominerar i stjärnor av solens storlek eller mindre. För att övervinna den elektrostatiska repulsionen mellan två vätekärnor krävs en stor mängd energi och denna reaktion tar i genomsnitt 109 år för den att slutföras vid temperaturen i solens kärna. På grund av den långsamma reaktionen skiner fortfarande solen; hade den varit snabb skulle solen ha förbrukat sitt väte för länge sedan. Generellt sett kan proton-protonfusion endast ske om temperaturen (den kinetiska energin) hos protonerna är hög nog för att övervinna deras ömsesidiga krafter skapade av Coulombs lag. Teorin att proton-protonreaktioner var grundprincipen bakom solens och andra stjärnors förbränning togs fram av Arthur Eddington på 1920-talet. Vid den tiden ansågs dock temperaturen hos solen vara för låg för att övervinna Coulombbarriären. Utvecklingen av kvantmekaniken öppnade emellertid snart för teorin, då det upptäcktes att tunneleffekten kunde tillåta fusion vid lägre temperaturer än vad som förutspåtts av den klassiska fysiken.